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Verrät das Magnetfeld, ob ein Stern kollidiert oder verschmolzen ist?
Kosmische Herkunftsspuren: Wenn zwei massereiche Sterne zusammenstoßen oder in einem engen Doppelstern verschmelzen, kann das Ergebnis ähnlich aussehen. Neue 3D-Simulationen zeigen jedoch Unterschiede in Durchmischung, Rotation und Magnetfeldstruktur. Vor allem geordnete Magnetfelder und bipolare Ausströmungen könnten künftig verraten, auf welchem Weg ein ungewöhnlicher Stern entstanden ist.
Toronto (Kanada). Kollisionen und Verschmelzungen können Sterne tiefgreifend verändern, denn in beiden Fällen entsteht aus zwei Hauptreihensternen ein massereicheres Objekt, dessen Inneres neu durchmischt wird. Zudem dreht sich der neue Stern meist rasch, weshalb Astronomen aus seinem heutigen Erscheinungsbild nur schwer erkennen können, welcher Prozess hinter ihm steckt.
Das ist besonders bei sogenannten Blue Stragglers relevant, die in ihren Sternhaufen heißer und jünger wirken, als es für die übrige Population zu erwarten wäre. Auch stark magnetisierte massereiche Sterne könnten aus solchen Wechselwirkungen hervorgehen, doch bisher fehlte ein systematischer Vergleich, der beide Entstehungswege unter möglichst ähnlichen Bedingungen gegenüberstellt.
Forscher des Canadian Institute for Theoretical Astrophysics (CITA) um Pavan Vynatheya haben dafür 14 hochaufgelöste magnetohydrodynamische Simulationen ausgewertet. Als Ausgangsmodelle dienten nicht rotierende Hauptreihensterne mit fünf bis zehn Sonnenmassen, wobei acht Rechnungen direkte Kollisionen und sechs weitere die Verschmelzung enger Doppelsterne modellierten.
Für die Kollisionen ließ das Team die Sterne auf nahezu parabolischen Bahnen mit zwei unterschiedlichen Begegnungsabständen aufeinandertreffen. Die Verschmelzungen begannen dagegen auf Kreisbahnen, deren Schrumpfen im Modell künstlich beschleunigt wurde, bevor die Simulationen das entstandene Produkt weiterverfolgten. Nach dem Zusammengehen liefen die Rechnungen noch rund fünf bis acht Tage, was für die spätere Einordnung der Ergebnisse wichtig ist.
Beide Wege transportieren frischen Wasserstoff aus den äußeren Schichten in den neuen Kern und verjüngen den Stern dadurch, doch die Stärke der Durchmischung unterscheidet sich. In einigen direkt vergleichbaren Modellpaaren enthielten die Kerne der Verschmelzungsprodukte rund drei bis zehn Prozent mehr Wasserstoff als die entsprechenden Kollisionsprodukte. Laut den Berechnungen könnte sich dadurch auch ihre verbleibende Hauptreihenlebensdauer um eine ähnliche Größenordnung verlängern.
Auch bei der Rotation zeigen sich Unterschiede, weil die Produkte streifender Kollisionen und die Verschmelzungsprodukte im Modell bis zu 80 bis 90 Prozent der kritischen Rotationsgeschwindigkeit erreichten. Bei dieser Geschwindigkeit wäre Materie am Äquator kaum noch gebunden, während die stärker frontalen Kollisionsprodukte nur auf etwa 50 bis 60 Prozent kamen. Wie schnell die Sterne langfristig rotieren, bleibt offen, da Magnetfelder, Winde und spätere strukturelle Anpassungen Drehimpuls abführen können.
Besonders deutlich fällt der Unterschied bei den Magnetfeldern aus, deren Energie durch turbulente Bewegungen in allen Simulationen um neun bis zwölf Größenordnungen zunahm. Bei Kollisionen mit kleinem Begegnungsabstand entstanden jedoch kleinskalige Feldumkehrungen, die nach Einschätzung der Autoren vergleichsweise rasch zerfallen könnten.
Bei Verschmelzungen und bei streifenderen Kollisionen entwickelten sich dagegen großräumiger geordnete Magnetfelder, die eher über längere Zeit bestehen könnten. Damit könnte die Feldstruktur eines ungewöhnlichen Sterns Hinweise auf seine Vorgeschichte liefern, doch bislang ist das eine Folgerung aus den Simulationen und kein bestätigtes Beobachtungsverfahren.
Noch markanter sind die Ausströmungen, denn nur die Verschmelzungsprodukte erzeugten im Modell magnetisch angetriebene bipolare Ströme entlang ihrer Rotationsachse. Das Gas erreichte dabei radiale Geschwindigkeiten von bis zu rund 300 Kilometern pro Sekunde, während die Forscher bei den Kollisionspr